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Very Large Telescope

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Während der Nacht ist die Residencia nach außen hin komplett lichtisoliert. Im Moment ist das zwar nicht so wichtig, weil gerade fast Vollmond ist, aber in einer dunklen Nacht will man natürlich jegliche Lichtverschmutzung vermeiden und diesen einzigartigen Standort so gut wie möglich nutzen. Die nächste größere Stadt, Antofagasta, ist etwa 130 km nördlich und ansonsten gibt es hier nichts, was in der Nacht leuchten könnte. Sämtliche Fenster werden deshalb über Nacht mit lichtdichten Jalousien versehen, der Haupteingang ist, wie gesagt, eine “Lichtschleuse”, Autos dürfen nur mit Standlicht fahren, die Straßen sind lediglich mit kleinen orangen Lichtern versehen, um die Grenze des Asphalts aufzuzeigen. Da nicht nur kein Licht raus, sondern auch kein Licht reinkommt, wenn man die Jalousien zumacht, lässt es sich damit auch tagsüber einigermaßen gut schlafen, was für alle Nachtschicht-Leute natürlich unabdingbar ist. Ich gewöhne mich schön langsam an einen etwas späteren Rhythmus und stehe heute um 9 Uhr (13 Uhr deutscher Zeit) auf. Nach einem guten Frühstück, mache ich mich auf den Weg in mein Büro, wo ich mich weiter in die Vorbereitung für die Beobachtung vertiefe. Beobachtungen an den VLT-Instrumenten ermöglichen die Einstellung dutzender, manchmal hunderter, Parameter. Da man keine Zeit hat, am Teleskop etwas auszuprobieren, oder das zumindest soweit wie möglich vermeiden möchte, muss alles bis ins letzte Detail vorab simuliert werden, um sicher zu sein, das meiste aus der begehrten, knappen Beobachtungszeit herauszuholen. Um etwa 10 Uhr kommt Walter Jaffe in mein Büro. Er ist, zusammen mit meinem Doktorvater Klaus Meisenheimer, der Initiator des MIDI-AGN-Projektes, in dem Aktive Galaxienkerne (Active Galactic Nuclei, AGN) mit dem MIDI, dem MID-Infrared-Instrument des VLTI angeschaut werden. Wie der Name (dem Eingeweihten) verrät, handelt es sich dabei um ein Gerät, das im so genannten N-Band empfindlich ist. Das N-Band ist ein Wellenlängen-Bereich im elektromagnetischen Spektrum von etwa 8 bis etwa 13 µm (Mikrometer, Millionstel Meter), bei dem die Atmosphäre mehr oder weniger durchlässig ist, obwohl auch hier etliche Absorptionsbanden von Ozon, Wasser und anderen Molekülen vorhanden sind. Mit MIDI kann man das Licht von zwei Teleskopen vereinen. Das können entweder zwei der großen Teleskope (‘Utility Telescope’, UT, Hauptspiegel-Durchmesser: 8,2 Meter) oder auch zwei der kleineren Hilfteleskope (‘Auxiliary Telescope’, AT, Hauptspiegel-Durchmesser: 1,8 Meter) sein. Die Sensitivität des Gesamt-Instruments sinkt durch das Zusammenschalten aufgrund vieler komplizierter Vorrichtungen, die die atmosphärischen und Interferometer-bedingten Fehler ausgleichen: Von 100 Photonen die auf den Hauptspiegel eines der Teleskope fallen, kommen am Ende nur 2 an. Das ist leider unvermeidlich, wenn man das Interferometer nicht ausschließlich als solches, sondern, wie beim VLT sogar hauptsächlich, auch als vier individuelle Teleskope benutzen will. Während man beim Zusammenschalten also viel des kostbaren Lichts verliert, gewinnt man dafür an Auflösung: Die weltweit größten Einzelteleskope, die Keck-Teleskope mit 10 Meter Hauptspiegel-Durchmesser, könnten im für unsere Fälle interessanten Wellenlängen Bereich von 10 µm zwei Punkte noch getrennt wahrnehmen, wenn sie lediglich 0,3 Bogensekunden auseinander sind. Das Auflösungsvermögen des menschlichen Auges liegt bei etwa 1 Bogenminute, die Keck-Teleskop können also etwa 200 mal kleinere Winkel auflösen. Das VLTI in seiner größten UT-Konfiguration mit einem Teleskop-Abstand von 130 Metern, kann dagegen sogar Winkel von 0,02 Bogensekunden auflösen, das entspricht etwa der Größe eines 1-Euro-Stücks im Abstand von 200 km oder, und das ist nun das, was uns in diesem Projekt interessiert, einer Skala von etwa einem Parsec in nahen Galaxien (Entfernung wenige Millionen Parsec). Ein Parsec ist die typische Entfernung von zwei Sternen voneinander in einer Galaxie und außerdem die Größenskala der Staubscheiben, die in den Aktiven Galaxien alles weiter innen liegende bei manchen Blickwinkeln verdecken. Okay, soweit also dazu erstmal.

Ich unterhalte mich dann etwa zwei Stunden mit Walter Jaffe, der eine Version der Datenauswertungs-Software für MIDI-Daten geschrieben hat und sich auch deshalb sehr gut mit allen Details auskennt. Wir besprechen die Beobachtungsstrategie.

12:30 Uhr Mittagessen. Ich sitze mit Walter Jaffe und zwei weiteren Herren am Tisch, von dem mir einer sehr bekannt vorkommt, den ich aber zunächst nicht einordnen kann. Als er sich dann aber als “Education Officer” der ESO zu erkennen gibt, weiß ich auch wieder, dass ich im Februar dieses Jahres in Garching schon mal mit ihm gesprochen habe, als ich beim Auswahlgespräch für meine Bewerbung um eine Promotionsstelle in Garching auch mal kurz bei der ESO vorbeigeschaut habe. Der andere Tischnachbar ist Stan, der “Shift Manager”.

etwa 14 Uhr Ich sitze wieder an meinem Büro-Computer, der den Namen “fett” trägt. Die Bedeutung des Namens wird einem klar, wenn man sieht, dass der Nachbarcomputer “chewbacca” heißt: Es sind Namen aus der Star-Wars-Saga. Boba Fett ist ein Kopfgeldjäger.

Bei einem Interferometer kommt es neben dem Abstand der Teleskope auch noch auf den Winkel der Teleskopachse relativ zur Quelle, dem so genannten Positionswinkel (Position Angle, PA) an. Mit “Quelle”, manchmal auch “Objekt” meint man hier immer Himmelsobjekt, also in meinem Fall eine Galaxie. Um Herauszufinden, ob der Staub-Torus nicht achsensymmetrisch ist, sondern der Staub beispielsweise in Klumpen angeordnet ist, wovon alle gängigen Modelle ausgehen, muss man die Quelle unter verschiedenen Positionswinkeln und mit verschiedenen Basislängen betrachten. Da sich die Erde um sich selbst dreht, ändert sich dieser Winkel im Laufe einer Nacht, je nachdem, wo das Objekt steht, mehr oder weniger deutlich.

16:10 Uhr Ich habe die Türe zu meinem Büro geöffnet, um ein bißchen kühlere Luft reinzulassen; am Nachmittag wird es dann doch ziemlich warm auch hier drinnen. Das ganze Gebäude ist zwar unterirdisch gebaut, aber die Westseite schaut aus dem Berg heraus. Gegenüber sind Büros der Ingenieure, wo man allerlei Musik hört, immer wieder unterbrochen von Funksprüchen: jeder, der nicht entweder in der Residencia oder im Kontrollraum bei der Teleskopplattform ist, muss ein Funkgerät mit sich führen, speziell wenn man zu Fuß unterwegs ist.

19:30 Uhr Meine “daytime”-Astronomin Elena holt mich ab und ich fahre das erste Mal zur Teleskopplattform hoch, die knapp 200 Meter über der Residencia liegt und über eine asphaltierte Straße erreichbar ist. Neben der Straße ist eine kleine Steinmauer, auf der auf Englisch und Spanisch steht, man soll sie keinesfalls betreten, “Vorsicht Hochspannung”. Hier wird der Strom für die Teleskope vom Kraftwerk auf “basecamp”-Niveau zum Teleskop geführt. Strom wird hier aus Dieselgeneratoren erzeugt, der Diesel dafür wird täglich mit Lastwagen auf den Berg gefahren… Ein ziemlicher Aufwand, aber offenbar das günstigste und sicherste: Solarzellen wären teurer, außerdem hätte man das Problem, dass man viel Strom für die Nacht speichern müsste und die nahegelegene Erdgas-Pipeline will man auch nicht anzapfen, denn die kommt aus Argentinien und die Argentiner drehen den Chilenen wohl ganz gerne hin und wieder das Gas ab, wenn es zu politischen Querelen zwischen den beiden Ländern kommt… Neben Diesel-Lastern fahren hier auch täglich drei Laster mit Wassertanks hoch.

Oben angekommen gehen wir in das Kontrollgebäude, das am Südende der Beobachtungsplattform liegt. Die Beobachtungsplattform entstand 1994 durch das Absprengen und Abtragen der Spitze des Cerro Paranals, der damit von 2660 auf 2635 Meter verkleinert wurde. 350 000 Kubikmeter Gestein wurden damals entfernt, um ausreichend Platz für die Teleskope und vor allem das weitläufige VLT-Interferometer (VLTI) zu schaffen. Eindrucksvolle Bilder vom “Umbau” des Berges sind in einer ESO-Pressemitteilung veröffentlicht.

Im Kontrollgebäude zeigt mir Elena kurz die Stationen. Gleich beim Eingang rechts (siehe Album) ist die VLTI-Station, die regulär von zwei oder drei TIOs (Telescope and Instrument Operators), einem Interferometer-Controller, einem “nighttime astronomer”, der sich perfekt mit dem Interferometer-Instrument auskennt und gegebenenfalls einem oder mehreren Astronomen (z.B. mir 🙂 ) besetzt ist. Außerdem befinden sich in dem Raum die Stationen für die vier UTs und für VISTA, einem Survey-Teleskop in der Nähe, das derzeit gebaut wird.

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Im VLTI-Kontrollbereich sieht man hier (siehe Album) die beiden TIOs links, die VLTI-Operateurin (Mitte) und den nighttime astronomer (rechts). Ganz rechts saßen heute ein Herr vom ESO User Support Department aus Garching (auf dem Bild gerade nicht da) und ich.

Bei diesem Close-Up vom Arbeitsbereich des nighttime-Astronomen, sieht man die Monitore zur Instrumenten-Bedienung, Fernseher, die die Teleskope und die diversen Teile des Interferometers, das sich über mehr als hundert Meter unterirdisch verteilt. Ganz links im Bild eine Uhr, die Universal Time (Greenwich-Zeit) und lokale Sternzeit anzeigt. Aus Sternzeit und den Objekt-Koordinaten lässt sich schnell sagen, wo ein Objekt gerade am Himmel steht. Rechts oben sieht man den Erdbeben-Anzeiger, der über das letzte Erdbeben (ein kleines gestern), informiert.

Dann geht es durch einen Tunnel zum ältesten der großen Teleskope, UT1, das auf den Namen Antu getauft wurde. In der Sprache der Mapuche-Indianer, einem der indigenen Völker Südamerikas, heißt das “Sonne”. Auch die anderen drei großen Teleskope haben Mapuche-Namen: Kueyen (Mond), Melipal (Kreuz des Südens) und Yepun (Venus). Am Ende des Tunnels geht es unterirdisch steil hinauf, bis wir auf der Ebene der Beobachtungsplatform angelangt sind, wo eine unscheinbare Tür mit “UT1” beschriftet zum Teleskop führt. Der erste Eindruck ist überwältigend.

Der zweite auch… Ich muss mich in den äußersten Winkel der Kuppel zurückziehen, um es in mein Weitwinkel-Objektiv zu bekommen. Vielleicht kann man die Größe etwas einschätzen, wenn man eine Skala (1,90 ohne Arm und Zehenspitzen) daneben sieht:

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Mit mir sind noch eine andere daytime-Astronomin (eine australische ESO-Fellow) und ein weiterer “visiting astronomer” (ein italienischer Postdoc) dabei. Der Sekundärspiegel dieses Riesenteleskops hat mehr als einen Meter Durchmesser, der 8,2 Meter große Hauptspiegel wiegt etwa 23 Tonnen.

Ich schaue dem Ingenieur über die Schulter, wie er das Teleskop für die nächtliche Beobachtung vorbereitet:

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Kurz vor Sonnenuntergang findet das so genannte “dome opening” statt; wenn es der Wind erlaubt (heute nicht), werden dann außerdem die Seitenwände geöffnet, damit ein guter Luftaustausch zwischen Teleskop und Außenwelt stattfinden kann und das gefürchtete “dome seeing”, Luftunruhe aufgrund eines Temperaturunterschieds zwischen Kuppel und Umgebung, mehr oder minder vermieden werden kann. Der Ingenieur sagt mir, dass die beweglichen Teile des Teleskops etwa 400 Tonnen wiegen.

Er führt das “Start-Up Telescope”-Script aus, hier eine Bildschirmaufnahme:

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Links auf dem Bildschirm sieht man diverse Messwerte, darunter die Temperatur des Taupunktes. Sollte die Umgebungstemperatur in die Nähe des Taupunktes kommen, wird die Kuppel geschlossen, damit das Teleskop nicht beschlägt.

Nachdem die Kuppel geöffnet ist, gehen wir hinaus und stehen unmittelbar vor UT2, daneben geht gerade der Mond auf. Von etwas weiter weg, ist folgende Aufnahme entstanden:

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Hier sieht man alle vier UTs, im Vordergrund auch drei der vier ATs und zwischen UT3 und UT4 das VST (VLT Survey Telescope), ein noch nicht betriebsbereites Teleskop. Die kleinen ATs sind auf Schienen zu verschiedenen Positionen fahrbar. Damit kann man sozusagen die Spiegelfläche eine 200-Meter-Teleskops “abfahren” und so mit genügend vielen Beobachtungen und einigen Tricks, ein sehr scharfes Bild erhalten.

Zusammen mit den anderen schauen wir den Sonnenuntergang von ganz oben an, ein atemberaubend schöner Anblick:

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Die Sonne geht über dem Pazifik unter. Das Meer sieht man aber nicht, sondern nur die Wolkendecke, die hier stets wie eine riesige Wattelandschaft liegt. Nach Sonnenuntergang fahre ich mit Stan, dem shift manager, wieder hinunter zur Residencia und esse zu Abend. Es ist etwa 20:30 Uhr.

21:15 Uhr Ich treffe Stan bei der Rezeption und fahre wieder hinauf zur Teleskopplattform. Die Dämmerung ist schon weit fortgeschritten und die “night astronomers” haben ihre ersten Kalibrierungsarbeiten vorgenommen. Ich darf heute bei einer Beobachtung mit MIDI zuschauen, dem Gerät, mit dem ich morgen beobachten werde.

Vielleicht wäre ‘messen’ der passendere Begriff, denn man sitzt in einem nach außen lichtdichten Raum und kontrolliert auf diversen Monitoren (siehe oben), ob alles passt. Das Wetter ist leider ziemlich schlecht. Wie schlecht genau, kann man auf der ESO Ambient Conditions-Seite nachschauen. Wie die ganze Woche schon war der Wind sehr stark: Wenn die Windgeschwindigkeit 12 Meter pro Sekunde (etwas über 40 km/h) überschreitet, werden die Teleskope nur noch gegen den Wind gerichtet, gibt es stürmischen Wind (ab 65 km/h) werden die Kuppeln geschlossen. Auch die Luft ist für die Verhältnisse hier heute eher unruhig, dazu ist es leicht bewölkt: Keine guten Bedingungen, um Interferometrie zu betreiben.

Sébastien versucht es trotzdem, da die Manager der einzelnen Teleskope keine Beobachtungsprojekte in der Warteliste haben, die unter diesen Bedingungen ausgeführt werden können. Zunächst fahren wir die Teleskope zu Kalibrator-Sternen. Das sind Sterne, bei denen die Helligkeit aus anderen Messungen oder aus Modellen bekannt ist, und die für die Eichung der Interferometrie-Messungen herangezogen werden. Später versuchen wir auch noch ein “science target”, in unserem Fall ein junger Stern, bei dem man die Gaswolke aus der er entstanden ist, noch gut sehen kann. Diese werden untersucht, um den Prozess der Sternentstehung besser zu verstehen.
Ich bleibe noch bis etwa 2 Uhr oben und fahre dann mit Stan wieder runter. Es folgt die nächtliche Berichterstattung und nun ist es in Westeuropa schon kurz nach 8 Uhr… Guten Morgen zusammen!

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